Les étoiles binaires proches jouent plusieurs rôles importants en astronomie. Par exemple, les supernovae de type Ia, utilisées pour mesurer les distances galactiques, se produisent lorsqu’une étoile à neutrons dans un système binaire atteint une masse critique. Ces étoiles sont également la source de binaires à rayons X et de microquasars, qui aident les astronomes à comprendre les trous noirs supermassifs et les noyaux galactiques actifs. Mais le processus évolutif des binaires proches n’est pas encore entièrement compris. Cela change en partie grâce à une nouvelle découverte d’un binaire proche dans sa phase intermédiaire.
Les étoiles brillent grâce à la fusion nucléaire, qui convertit l’hydrogène en hélium. Les jeunes étoiles sont composées d’environ trois quarts d’hydrogène et d’un quart d’hélium en masse et avec le temps, la fraction d’hélium augmente. Les détails de ce processus sont complexes, mais à mesure que les étoiles approchent de la fin de leur vie, une étoile est principalement constituée d’hélium entouré d’une couche d’hydrogène. Ce qui se passe ensuite dépend de l’étoile.
Parce que l’hydrogène est quatre fois plus léger que l’hélium, les étoiles plus anciennes perdent parfois leur couche d’hydrogène externe exposant leur centre d’hélium. Celles-ci sont connues sous le nom d’étoiles dénudées. Certaines grandes étoiles, telles que les étoiles Wolf-Rayet, sont suffisamment chaudes pour rejeter leur couche d’hydrogène par elles-mêmes. Ils forment des étoiles dépouillées du côté de la masse élevée.
Les petites étoiles ne créent pas assez de chaleur pour rejeter complètement leur couche d’hydrogène, mais dans des systèmes binaires proches, un compagnon peut enlever la couche d’hydrogène de son partenaire, laissant une petite étoile dépouillée connue sous le nom de sous-naine. Les astronomes ont observé plusieurs étoiles dépouillées de masse élevée avec des masses de plus de 10 Soleils, et de nombreux exemples de faible masse avec une masse du Soleil ou moins. Ce qu’ils n’ont pas vu (jusqu’à cette dernière découverte) est une étoile dépouillée de masse intermédiaire.
L’équipe a examiné un système dans le petit nuage de Magellan connu sous le nom de SMCSGS-FS 69. À première vue, il ressemble à une étoile supergéante bleue, mais un examen attentif de ses spectres a révélé qu’il s’agit d’un système binaire avec une étoile Be de 17 masses solaires. et une étoile dénudée d’environ 3 masses solaires. Sur la base de calculs théoriques, l’étoile dépouillée avait probablement une masse d’origine d’environ 12 masses solaires. SMCSGS-FS 69 est le premier exemple d’étoile dénudée dans la gamme de masse intermédiaire.
Ce qui rend cette découverte importante, c’est qu’elle montre une étape cruciale dans l’évolution des étoiles en fusion. Dans un avenir cosmiquement proche, l’étoile rayée deviendra une supernova avant que son noyau ne s’effondre en une étoile à neutrons. Si l’étoile compagne survit, l’étoile à neutrons finira par voler l’hydrogène qui lui a été volé. La deuxième étoile sera dépouillée et deviendra également une étoile à neutrons ou un trou noir. Finalement, les deux fusionneront dans une explosion cataclysmique et deviendront un seul trou noir.
Référence: Ramachandran, V., et al. “Une étoile massive partiellement dépouillée dans un binaire Be à faible métallicité : un chaînon manquant vers les binaires Be à rayons X et les fusions d’étoiles à double neutrons.” Astronomie & Astrophysique 674 (2023) : L12.
